tiistai 29. lokakuuta 2013

Harrastajan tähtitaivas: auringonpimennys 3. marraskuuta

Auringonpimennys 3. marraskuuta.
Piirros esittää piemnnystä
Kap Verden horisontin mukaisena.
Kuva Kari A. Kuure

Tämän vuoden viimeinen auringonpimennys nähdään marraskuun 3. päivänä. Se on tyypiltään hybridi[1], eli osa täydellisyysvyöhykkeellä näkyvästä pimennyksestä on rengasmainen ja osa täydellinen. Valitettavasti täydellinen pimennys on näkyvissä suurimmaksi osaksi Atlantilla ja vain pimennyksen loppuosa on nähtävissä kuivalta maalta. Suomesta pimennystä ei voi nähdä.

Pimennys alkaa kello 10.04 UT Karibianmerellä auringonnoustussa. Kuun täysvarjo kulkee kohti kaakkoa ja syvin pimennys tapahtuu Liberian lounaispuolella kello 12.47.35 UT. Tämän jälkeen varjon reitti lähestyy päiväntasaajaa ja rantautuu Afrikkaan Cabonin rannikolla. Siitä se jatkaa Kongoon ja Kongon demokraattisen tasavaltaan, Ugandaan, Keniaan ja Etiopiaan, jonka Somalian vastaisella rajalla pimennys päättyy kello 15.28.21 UT.

Etelä-Euroopan alueella pimennys näkyy osittaisena, joskin Auringon kiekon peittyminen jää parhaimmillaankin alle 20 %:n Ollen esimerkiksi Etelä-Italiassa ja Sisiliassa 0–10 % ja Turkin etelärannikolla hieman enemmän. Kanarian saarilla (kello 12.15 UT[2]) ja Madeiralla (kello 11.45 UT) peittyminen on noin 40 %.

Aurinkoa ei saa katsoa suojaamattomin silmin. Jos matkustat ulkomaille katsomaan auringonpimennystä, ota jo Suomesta mukaan sopivat suojavälineet kuten auringonpimennyslasit (saatavissa Ursasta) ja (kamera)optiikkaa varten AstroSolar-kalvosta valmistettu aurinkosuodin. Suojaamattomat silmät vaurioituvat ja saattavat jopa sokeutua voimakkaan auringonvalon vaikutuksesta. Vauriot ovat pysyviä!

Huomautukset

[1] Useita erilaisia peittymisasteita läpikäyvä pimennys johtuu Kuun etäisyyden erilaisuudesta eri pimennysten aikoina. Silloin kun Kuu on lähimpänä maapalloa, Aurinko voi peittyä jopa yli 7 minuutiksi Kuun taakse. Kuun etäisyyden ollessa suurempi, peittymisen kesto lyhenee ja kun Kuun on ratansa kaukaisimmassa pisteessä, se ei pysty peittämään Aurinkoa kokonaan, vaan siitä jää näkyviin ohut kaista reunasta. Tällöin pimennystä kutsutaan rengasmaiseksi.

Sopivalla etäisyydellä Kuun täysvarjo yltää juuri ja juuri maanpinnalle. Tällöin kuitenkin osa pimennyksestä on yleensä rengasmainen. Rengasmaisuus voi olla joko pimennyksen alussa tai lopussa, mutta myös kuten nyt, pimennyksen alkaessa ja päättyessä.

[2] UT lyhenne tarkoittaa Universal Time, jota käytetään tähtitieteessä. Ero UT ja UTC (vuodesta 1972) ajan välillä on noin 37 sekuntia. Toisin sanoen, edellä ilmoitettuihin UT aikoihin täytyy lisätä noin 37 sekuntia UTC ajan laskemiseksi ja siihen edelleen lasketaan aikavyöhykekorjaus paikallisaikaan päästäksemme.

UT ajassa ei ole otettu huomioon erilaisista kalenteriaikaan vaikuttavia epätarkkuustekijöistä johtuvia korjauksia Vuonna 1972 otettiin käyttöön atomikellojen mittaama UTC-aika (Coordinated Iniversal Time). Se korvasi siihen asti käytetyn Greenwichin observatorion keskiaurinkoajan GMT (General Mean Time) tai UT1. Ero näiden kahden ajan välillä ei kuitenkaan ole suuri.  Suomessa paikallinen vyöhykeaika on kaksi tuntia enemmän kuin UTC.

UT1 ja UTC aikojen välinen ero pidetään aina pienempänä kuin 0,9 sekuntia. Jos ero pyrkii kasvamaan suuremmaksi, UTC aikaan lisätään ns. karkaussekunti. Lisäykset tehdään tarvittaessa kesäkuun tai joulukuun lopussa vuorokauden viimeiseen minuuttiin lisäämällä tai poistamalla yksi sekunti.

Suurin syy aikaeron syntyyn on maapallon pyörimisen hidastuminen. Keskimäärin hidastuminen on  noin 1,72 ms vuorokaudessa sadan vuoden aikana. Hidastuminen ei kuitenkaan ole tasaista, vaan siihen vaikuttaa mm vuodenaikojen vaihteluun liittyvät (vesi)massan siirtymiset. Myös maanjäristykset siirtävät maamassoja, joilla on oma vaikutuksensa maapallon pyörimiseen.

lauantai 26. lokakuuta 2013

Harrastajan kaukoputki: Kollimointi osa 1

Linssikaukoputkia ja maksutoveja lukuun ottamatta kaikkia kaukoputkia joutuu joskus kollimoimaan. Kollimoinnin tarkoituksena on saattaa optisten osien optiset akselit samalle suoralle. Jos kaukoputki on huonosti kollimoitu, kuvan laatu on huono, kuva näyttää epäterävältä ja kontrasti on huono. Toisin sanoen, kaukoputki on kesäterässä.

Tavallisin kollimointi on Newton-tyyppisessä peilikaukoputkessa. Sitä joudutaan tekemään niin usein, että se on normaali käyttötoimenpide. Katadioptrisissa kaukoputkissa kollimointiin joudutaan ehkä kerran vuodessa, riippuen kuitenkin siitä, kuinka paljon kaukoputkea kuljetetaan. Tähtitornissa kaukoputki pysyy hyvässä kollimaatiossa vuosikausia.

Kaikissa kollimoitavissa kaukoputkissa on kolme säätöruuvia, joilla kollimointi tehdään. Newton-tyyppisissä kaukoputkissa ne ovat pääpeilin tukirakenteissa ja SC-kaukoputkissa ne ovat apupeilin tukijärjestelmässä. Molemmissa voi olla myös lukitusruuvit ja silloin niistä on maininta kaukoputken manuaalissa.

Yksinkertainen menetelmä

Kollimoinnin tarve selviää yksinkertaisella testillä. Suuntaa kaukoputki vaikkapa Pohjantähteen ja kiinnitä kaukoputkeen okulaari, jolla saat kaukoputken suuriman käyttökelpoisen suurennuksen. Tätä on käsitelty aikaisemmissa tämän sarjan artikkeleissa.  Kun tähti on kuvakentässä, käännä tarkennus epäterävään asentoon, mielellään sisään ja ulos vuoron perään. Tähden kuvan ympärillä olevat difraktiorenkaat näkyvät epäkeskeisinä, kts. kuva B, jos kollimoinnin tarve on ilmeinen.  Kaikessa korjaamisessa pätevä sääntö on, älä korjaa toimivaa laitetta! Jos difraktiorenkaat ovat keskeisiä, kts. kuva A, kollimointi on kohdallaan ja säätöjä ei tarvita.

Tämän jälkeen kaukoputkea suuntaamalla etsi kuvakentästä sellainen kohta, jossa tähden difraktiorenkaat ovat symmetrisiä kts. kuva C. Jos kollimointi ei ole kovin pahasti pielessä, sellainen kohta löytyy jostakin kuvakentän reunan läheisyydestä. Tämän jälkeen siirrä (kaukoputken suuntaukseen koskematta) kollimointiruuveista tähden kuva kuvakentän keskelle. Paikan arvioinnissa auttaa jos käytettävissäsi on ristikko-okulaari. Tarvittaessa toista säätö vielä suuremmalla suurennuksella, jonka jälkeen kaukoputki onkin jo käyttövalmis ja kollimointi kohdallaan.

Kollimointiin on kehitetty monenlaisia apuvälineitä, mutta yksinkertaisen ja suhteelliseen hyvään lopputuloksen voi saavuttaa aivan ilman välineitäkin. Tällöin kuitenkin joudutaan työskentelemään pimeässä ja mahdollisesti pakkasessa, joka ei aina ole niin erityisen mukavaa. Myös kaverin mukana olo helpottaa säätöjen tekemistä, sillä hän voi keskittyä pelkästään ruuvimeisselin käyttämiseen.

Tilannetta voi helpottaa jos rakentaa pienestä valonlähteestä ja alumiinifoliosta keinotähden. Yksinkertaisesti se tapahtuu siten, että parsinneulalla painetaan pieni reikä folioon ja sillä peitetään valonlähde ja ainoa valo tulee ulos neulanreiästä. Parinkymmenen metrin etäisyydeltä keinotähti näyttää kaukoputkessa aivan luonnolliselta tähdeltä. Sen lisäksi, että keinotähden avulla voidaan työskennellä myös päivällä, kaukoputki saadaan säätöjen kannalta helpompaan asentoon.

Ainakin ensimmäistä kertaa kollimointia tehtäessä olisi syytä merkitä muistiin mitä ruuvia tuli käännettyä ja mihin suuntaan. Ruuvien kääntäminen pitäisi pitää mahdollisimman pieninä, tavallisesti 1/8 kierrosta kerrallaan. Jos kollimointi on lähellä oikeaa, ruuvien kääntö tulisi tehdä vieläkin pienemmillä askelilla (1/16 tai 1/32 kierroksesta).  

Loputon ”hiominen” ei kollimoinnissa tuota sellaista tulosta, joka olisi hyödyllinen. Tavallisesti ongelmana voi olla hieman liian väljät tai liitoksistaan taipuvat sovitteet, loittorenkaat tai tarkennuslaitteet, jolloin tarkallakin kollimoinnilla saavutettu erinomainen kuvan laatu heikkenee heti kun kaukoputkea kääntää seuraavaan kohteeseen. Jos tällaisia laitteita on käytössäsi, suosittelen niiden päivittämistä uusiin ja parempilaatuisiin.





perjantai 25. lokakuuta 2013

Toistasataa projektia etsii eksoplaneettoja

Taiteilijan näkemys eksoplaneetasta
Kuva NASA/JPL.
Uutisia löydetyistä eksoplaneetoista voimme lukea lehdistä tai kuulla televisiosta lähes päivittäin. Eksoplaneettaoja onkin löydetty runsaasti, mutta silti kukaan ei osaa sanoa aivan tarkkaa lukumäärää. Tämä johtuu yleensä siitä, että useilla eksoplaneettaluetteloita ylläpitävillä organisaatioilla on hieman erilaiset kriteerit hyväksyessään löytöjä rekisteröidyiksi. Esimerkiksi Nasa on erittäin tiukka ja hyväksyy vain eksoplaneetat joista on julkaistu tieteellinen artikkeli jossakin ”oikeassa” tiedejulkaisussa. Nasan luettelossa onkin ”vain” 920 eksoplaneettaa.

Nasan vastapainoksi Exoplanet.eu verkkosivut tietävät kertoa, että eksoplaneettoja tunnetaan varmasti 1010 kappaletta. Sivuilta löytyy myös työkaluja eksoplaneettojen tai tähden ominaisuuksien perusteella katselemiseen luettelosta. Esimerkiksi massan perusteella kaikkien pienimassaisin eksoplaneetta on PSR 1257 12 b, jolle ilmoitetaan arvo (M × sin i)[1] 7×10–5 MJ ,siis kutakuinkin 0,02 maapallon massaa. Sattumalta tähti (millisekuntipulsari[2]) on samalla myös kaikkien aikojen ensimmäinen, jonka kiertoradalta eksoplaneetta löydettiin 1990-luvun alussa.

Tavallisien tähtien kiertoradoilta pienin tällä hetkellä tunnettu planeetta on KOI-1843 b, jonka löydöstä ilmoitettiin tänä vuonna. Sen massa on noin 0,001 MJ eli kutakuinkin 1/3 maapallon massasta. Sen tiheys on suuri, joten se on käytännössä ohuen kivikuoren peittämä rautapallo. Tähti KOI-1843 on myös pieni, massaltaan vain 0,46 auringonmassainen.

Eksoplaneettojen massalle ei ole määritetty ylärajaa ja niinpä Eksoplanet.eu sivuston ylläpitämässä luettelossa on merkitty niinkin suuria massoja kuin 47 MJ. Tämän kokoluokan kohteet ovat kuitenkin määritelty ruskeiksi kääpiöiksi[3], tähdiksi joissa ydinreaktiot eivät ole käynnistyneet.

Eksoplaneettojen etsintää tehdään hyvin monessa paikassa. Exoplanet-sivusto tietää kertoa, että meneillään on kaikkia 91 (jos laskin oikein) etsintäprojektia maanpäällisin laittein. Lisäksi on tai ainakin on ollut kaikkiaan kolmekymmentä avaruudessa olevien observatorioiden havaintoihin perustuvaa projektia.

Etsintäprojektien määrä tuntuu huikealta, mutta täytyy muistaa että projektit ovat yleensä vain pienten tutkimuslaitosten ja yliopistojen projekteja ja ne toimivat yleensä pienellä budjetilla. Ne ovat kuitenkin hyviä harjoitustöitä tuleville tutkijoille.  

Ehkä projektien ääripäinä voidaan pitää Nasan avaruuskaukoputkia ja toisena ääripäänä Amateur Exoplanet Archive[4], joista jälkimmäinen on nimensä mukaisesti tähtiharrastajien projekti. Löytyypä sivuilta myös suomalaisen harrastajan Veli-Pekka Hentusen[5] kolmekymmentä havaintoa kuluneen vuoden aikana.

Tähtiharrastajat voivat olla aivan oikeasti tutkijoiden apuna tasavertaisessa tai jopa ylivoimaisessa asemassa, sillä harrastajia ei rajoita havaintoajan puute (ehkä Suomea lukuun ottamatta). Taitava havaitsija voikin antaa taitonsa ja laitteistonsa erilaisten projektien käyttöön.


Huomautukset

[1] Usein eksoplaneettojen ratakulma suhteessa näkösäteeseemme jää tuntemattomaksi johtuen siitä, että eksoplaneetta on havaittavissa vain yhdellä menetelmällä. Tästä seuraa, että käytetystä havaintomenetelmästä riippuen, voimme määrittää vain planeetan suurimman tai pienimmän massan.  Tällöin puutteellinen tieto massa-arviossa ilmaistaan merkitsemällä massan yhteyteen laskentakaava (M × sin i), joka siis kertoo että ilmoitettu massa on arvion yläraja. Kaavassa i-kirjain merkitsee radan kaltevuutta (inklinaatiota) näkösäteemme suhteen.

[2] Millisekuntipulsari on nopeasti pyörivä neutronitähti, jonka magneettiselta navalta lähtöisin oleva hiukkassuihkun emittoima radiosäteily havaitaan nopeina, millisekuntien luokaan olevina pulsseina. Jokainen pulssi vastaa yhtä pyörähdystä, joten pulsari pyörii itsensä ympäri satoja kertoja sekunnissa.

[3] Ruskeiksi kääpiöiksi on määritelty massaltaan 13–80 MJ tähdet. Aivan massiivisimpia lukuun ottamatta tähtien säteilemä infrapunainen valo on peräisin tähden luhistumisesta. 80 MJ massaisten ruskeiden kääpiöiden on ajateltu pystyvän käynnistämään ydinfuusion, jossa raskas vety, deuterium (D), fuusioituu heliumiksi. Deuteriumia ei kuitenkaan ole paljoa joten fuusio ja energiantuotanto lakkaavat jonkin ajan kuluttua.



keskiviikko 23. lokakuuta 2013

Tulipallo sääkamerassa

Leikekuva Tampereen Ursan
sääkamerakuvasta.
Kuva © Tampereen Ursa ry. /
Kari A. Kuure
Tampereen Ursa ry. on varustanut tähtitornilleen Tampereen Kaupissa useita sääkameroita. Niiden tarkoituksena on näyttää yhdistyksen jäsenille ja muille TU:n nettisivuilla vieraileville Tampereella valitsevaa säätilaa. Kamerat ovat saaneet jo huomattavan suosion, sillä pohjoisen suunnatussa sääkamerassa näkyy heikotkin revontulet.

Maanantaina 21.10.2013 kello 19.46 saatiin osoitus siitä, että kameroista voi olla hyötyä myös muunlaisten havaintojen tekemisessä. Pohjoiseen suunnatun kameran kuviin tallentui kirkas tulipallo, joka ensiarvioiden mukaan syöksyi lähes pystysuoraan avaruudesta kohti Maata jossakin Pohjois-Ruotsin ilmatilassa.

(Lisäys 24.10.2013) Esko Lyytinen (Ursan tulipallotyryhmä) määritti putoamispaikaksi Uumajan ja Skellefteån välimaaston ilmatilan. Lisäksi on mahdollista, että maanpinnalle asti on tullut pienempiä kivenlohkareita.

Tulipalloksi nimitetään meteoria, jonka kirkkaus ylittää Venuksen kirkkauden. Kirkkausasteikolla raja on –4,4m kohdalla. Tulipallon kirkkaus kasvaa sitä mukaa kun se tule tiheämpiin ilmakerroksiin. Noin 40 km korkeudella siinä näkyy loppuleimahdus, jota kutsutaan bolidiksi. Usein kylläkin koko ilmiötä kutsutaan bolidiksi.  

Tulipallovideo.
© Tampereen Ursa ry./ Jouni Raunio &
Kari A. Kuure
Bolidi syntyy avaruudesta tulevan kapalleen pirstoutumisesta pieniksi kappaleiksi tai jopa pölyksi. Pirstoutumisen aiheuttaa suuri paine-ero kappaleen liikesuunnan- ja jättöpuolen välillä ja liikesuunnanpuoleisessa osassa syntyvät sokkiaallot, jotka tunkeutuvat itse kappaleeseen. Pirstoutumisessa on kyse suunnilleen samanlaisesta ilmiöstä kuin juomalasin pirstoutumisesta sen pudotessa lattialle. Ilmakehä on siis yhtä kovaa kuin betoni avaruudesta tulevan kapalleen törmätessä siihen. Keskimäärin saapumisvauhti on noin 25 km/s mutta se voi olla liki 70 km/s.

Joskus tulipallot voivat tunkeutua hyvinkin syvälle ilmakehään. Jos ne päätyvät noin 20 km korkeuteen, tai jopa sen alapuolelle, maanpinnalla kuullaan usein muutaman minuutin kuluttua jyrinää ja joskus jopa yliäänipamaus. Tšeljabinskin tapauksessa viime helmikuussa paineaalto rikkoi ikkunoita ja vaurioitti joitakin heikkokuntoisia rakennuksia.

Tähtitieteellinen yhdistys Tampereen Ursa ry. on parantamassa valmiuksiaan tulipallojen seurannassa. Yhdistykselle on vielä syyskauden aikana tulossa kuvakentältään kokotaivaan kattava tulipallokamera, jonka toivotaan tallentavan merkittävästi enemmän tulipalloja ja kirkkaimpia meteoreja kuin mitä sääkameroiden kapeaan kuvakenttään ilmiöitä osuu. Kamerasta tulee olemaan hyötyä myös revontulien esiintymisen seurannassa.

Summakuva videokuvista. © Tampereen Ursa ry. / Kari A. Kuure.


maanantai 21. lokakuuta 2013

Harrastajan tähtitaivas: Marraskuu

Tähtitaivas marrakuun alkupäivinä
noin kello 5.

Marraskuussa on pilvistä ja sateista. Yölämpötilat painuvat nyt viimeistään pakkaselle (tai sitten sataa) ennen kuukauden puoltaväliä. Mitään paukkupakkasia ei kuitenkaan pitkäaikaisten keskiarvotietojen valossa ole odotettavissa. Havaitsijan kannalta huono sää usein estää ehkä yhden mielenkiintoisimmista meteoriparvista, leonidien, näkymisen. Joskus parvi tuottaa oikean meteorimyrskyn, vaikkakaan sellaista ei tänä vuonna ole odotettavissa.

Aurinkokunta

Aurinko on horisontin yläpuolella kuukauden alussa hieman alle 8,5 tuntia ja kuukauden lopulla noin 6,5 tuntia. On kuitenkin muistettava, että riippuen havaitsijan leveyspiiristä päivän pituus vaihtelee huomattavasti.

Merkurius on hyvin lähellä Aurinkoa ja nousee ja laskee Auringon mukana. Nopeasti se kuitenkin etenee Auringon länsipuolelle ja on näkyvissä aamuhämärissä. Kuukauden puolivälin jälkeen Merkurius nousee noin 2 h 25 min. ennen auringonnousua.

Merkuriuksen kirkkaus kasvaa kuukauden loppua kohti mentäessä ja 0m se saavuttaa 15.11., kuukauden lopulla planeetan kirkkaus on –0,6m.

Merkuriuksen alakonjunktio on 1.11. kello 20.24., jolloin sen kulmahalkaisija on 10,0 kaarisekuntia. Valitettavasti planeetta on mahdoton havaita tähän aikaan. Vasta viikkoa myöhemmin (6.11.) se on nähtävissä elongaation ollessa 10° ja suurimmillaan se on 19,5° marraskuun 18. päivänä kello 4.22. Tällöin Merkuriuksen kirkkaus on –0,5m. Merkurius on pieni kohde: se näkyy meille kulmahalkaisijaltaan vain noin 5 kaarisekunnin kokoisena.

Venus on näkyvissä illalla Auringonlaskun jälkeen, sillä se laskee kuukauden alussa vasta puolituntia myöhemmin ja kuukauden lopulla noin 2 tuntia 25 minuuttia myöhemmin. Loppukuusta Venus kulminoin auringonlaskun aikaan. Venuksen kirkkaus on edelleen hyvin suuri, noin –4,4m. Tätä kirkkaammaksi Venus ei juuri tule. Venus näkyy meille noin 31 kaarisekunnin kokoisena.

Kuu ja Jupiter ovat lähekkäin
22.11. aamuyöllä.
Mars nousee noin kello 1.14 aikoihin koko kuukauden ja etelässä se on auringonnousun aikoihin. Planeetan kirkkaus on 1,4m, josta arvosta se hieman himmenee kuukauden loppuun mennessä (1,2m). Mars on edelleen pieni kohde, kulmahalkaisija on vain 5,3 kaarisekuntia. Mars on edelleen Leijonassa.

Jupiter on hyvin näkyvissä koko yön. Se nousee pimeän laskeutuessa ja on etelässä aamuyöllä. Planeetta on kirkas (–2,3m) ja sen kulmahalkaisija on 43 kaarisekuntia. Planeetta on Kaksosissa.

Saturnus alkaa näkyä aamuhämärissä. Kuukauden lopulla se nousee jo 2 tuntia 26 minuuttia Aurinkoa ennen. Planeetan kirkkaus on 0,7m tienoilla ja kulmahalkaisija 15 kaarisekuntia. Planeetta on Vaa’assa.

Uranus on Kalojen tähdistössä ja nousee hieman ennen auringonlaskua etelässä se on vielä illan tunteina ja se laskee aamuyöllä juuri ennen pimeyden päättymistä. Planeetan kirkkaus on 5,7m, ja kulmahalkaisija 3,6 kaarisekuntia.

Neptunus on Vesimiehessä ja on horisontin yläpuolella iltataivaalla. Etelässä planeetta on kello 20 molemmin puolin. Se laskee horisonttiin hieman ennen puoltayötä. Planeetan kirkkaus on 7,8m ja kulmahalkaisija 2,3 kaarisekuntia.

Komeetta C/2012 S1 (ISON) on kuukauden alussa Leijonassa, josta se siirtyy Neitsyen tähdistöön 5.11. Komeetan vauhti on nopea, sillä se siirtyy Vaakaan 22.11. Tässä vaiheessa komeetan kirkkaudeksi arvioidaan 3m. Se voi olla kuitenkin liian vähän jotta komeetta näkyisi, sillä nousevan Auringon vaalentama taivas on kirkas. Komeetan periheli on 28.11. jonka jälkeen matka jatkuu (jos jatkuu) kohti pohjoista Skorpionin tähdistön alueella.

Meteoriparvet

Marraskuussa on kolme meteoriparven maksimit. Tauridien maksimi on 12. päivänä, leonidien 17. päivänä ja alfa-monocerotidien 21. päivänä. Tänä vuonna minkään näistä parvista ei odoteta olevan erityisen runsas.

Meteoriparvien parasta havaitsemisaikaa on aamuyö, sillä kello 6 maapallon etenemissuunta avaruudessa on etelässä. Tällöin useimpien parvien radiantti[1] on mahdollisimman korkealla katselijan suhteen ja useiden parvien kohtaamisvauhti havaitsijan horisontissa on mahdollisimman suuri. Niinpä leonidit tunkeutuvat ilmakehään peräti 72 km/s vauhdilla ja pienikin hitunen tuottaa kirkkaan meteorin.

Leonidit voivat olla runsaita, joskus puhutaan jopa meteorimyrskystä. Runsaimmat esiintymisvuodet toistuvat noin 33 vuoden välein, sillä se on parven aiheuttaneen komeetta Tempel-Tuttle kiertoaika. Jokaisella kierroksellaan komeetta jättää uuden pienistä kivenkappaleista ja pölystä koostuvan vanan, joka hiljalleen siirtyy radalta auringonvalon aiheuttamaan paineen vaikutuksesta. Vuosittain nähtävän parven runsaus on suoraan verrannollinen vanan ja maapallon väliseen etäisyyteen ja se muuttuu jatkuvasti. Matemaattisilla malleilla voidaan ennakoida vanojen siirtymisiä ja niiden aiheuttamien parvien runsaiden vaihteluita.

Meteorien havaitsemiseen omat silmät ovat parhaimmat havaintovälineet. Valosaasteisilla alueilla ja kirkkaassa kuutamossa (kuten tänä vuonna leonidien maksimin aikaan) vain kaikkein kirkkaimmat meteorit voivat näkyä ja nekin lähes keskitaivaalla. Tästä syystä paras havaintopaikka on maaseudulla, jossa lähiseutujen valot eivät häiritse.

Havaintoretkeä varten on syytä pukeutua lämpimästi ja kerroksittain. Uloimpana pilkkihaalarit ja hyvät tukevat ja lämpimät kengät ovat enemmän kuin tarpeen. Mukaan on syytä varata myös lämmintä juotavaa, sillä vain parin kolmen tunnin oleskelu taivaalle paikoillaan tuijottaminen yleensä päättyy siihen, että kylmyys ajaa havaitsijan sisätiloihin. Selkänojallinen tuoli on havaitsijan tärkein apuväline, sillä niska on muutoin lujilla lyhyenkin havaintosession aikana.

Huomautukset

[1] Radiantti jota kutsutan myös säteilypisteeksi, on se suunta tähtitaivaalla, josta parven kaikki meteorit näyttävät tulevan. Yksittäiset meteorit näkyvät kylläkin eripuolilla taivasta mutta jos jatkamme meteorin tulosuunnan linjaa, päädymme ennen pitkään parvelle nimen antaneeseen tähdistöön.  

Parveen kuuluvia meteoreja nähdään yleensä muutaman viikon ajan, siis ei ainoastaan maksimina aikaan. Tällöin parven radiantti siirtyy vähän kerrassaan yleensä kohti itää, mutta monilla parvilla liike voi olla länteen tai kääntyä tai kaareutua parven esiintymisen aikana. Radiantin siirtyminen on kuitenkin sen verran pientä, että tavallisen tähtiharrastajan ei tarvitse sitä ottaa huomioon.

perjantai 18. lokakuuta 2013

Uusia kuvia komeetta ISONista



Hubblen ottama kuva ISON-komeetasta
Marsin radan sisäpuolelta.
Kuva NASa, ESA ja STScI/AURA.

Avaruuskaukoputki Hubble on ottanut uusia kuvia C/2012 S1 (ISON) komeetasta,  joka saavuttaa ratansa perihelin marraskuun 28. Päivänä. Kuvaushetkellä, lokakuun 9. päivänä, komeetta oli jo Marsin radan sisäpuolella ja mitä ilmeisimmin hyvässä kunnossa. Auringon lämpö ei ole vielä aiheuttanut komeetalle mitään suurempia vaikutuksia haihtuvien kaasujen ja vapautuneen pölyn lisäksi.

 Komeetan etäisyys Maasta olisi lyhimmillään noin 25 miljoona kilometriä joulukuun 26. päivänä, jos se selviää periheliohituksestaan. Auringon lämpösäteily perihelin aikaisen hieman yli miljoonan kilometrin etäisyydeltä vastaa noin 2 000 °C lämpötilaista uunia ja kun ensikertaa Auringon lähelle tulevien komeettojen tiedetään olevan erittäin hauraita, komeetan selviämistä ei voi pitää mitenkään varmana.

torstai 17. lokakuuta 2013

Fraunhofer lines

Joseph von Fraunhofer.
Kuva Wikimedia Commons.

Tämä blogikirjoitus syntyi hieman erikoisella tavalla, jota en ole aikaisemmin käyttänyt. Joskus sopivien kirjoitusten aiheiden löytäminen ei ole aivan niin itsestään selvää kuin luulisi. Tavallisesti aihe pomppaa esiin jostain ajankohtaisesta uutisesta, joka selvästikin vaatii aiheen käsittelyn syventämistä.

Tällä kertaa aihe valikoitu arpomalla. Otin kirjahyllystäni kirjan nimeltään ”A Dictionary of Physical Sciences” ja sitä satunnaisesti ”pläräämällä” ja sormella tökkäämällä aiheeksi valikoitu ”Faunhofer lines. Ei huono aihe, sillä se liittyy yhteen tähtitieteen perustutkimusmenetelmiin nimittäin spektroskopiaan.

Joseph Fraunhofer (1787–1826) oli saksalainen optikko, hienomekaanikko ja ennen kaikkea tutkija ja keksijä, jonka saavutukset ovat perustavaa laatua vielä edelleenkin (mm. akromaattinen objektiivi). Yksi hänen saavutuksistaan oli tummien viivojen havaitseminen Auringon spektristä. Löydön hän teki vuonna 1814 keksimällään instrumentilla, jota nykyisin kutsutaan spektroskoopiksi.

Tarkasteltuaan uudella laitteella tulenliekkiä, hän havaitsi valon jakaantuneen kirkkaiksi viivoiksi. Hän arveli auringonvalon muodostuneen samalla tavalla ja liitti laitteensa kaukoputkeen. Hänen ja muun maailman yllätykseksi Auringon spektrissä hän näkikin 574 tummaa viivaa. Ne ovat absorptioviivoja, joiden syntytavan selvittivät Gustav Kirchhoff (1824–1887) ja Robert Bunsen (1811–1899) vuonna 1859.

Fraunhofer esittelee spektroskooppinsa
toimintaa. Richard Wimmerin
 kaiverrustyö.
Kuva public domain /
Wikimedia Common
s.
Ensimmäisten spektroskooppien valoa taittavana elementtinä oli kruunulasinen prisma[1]. Fraunhofer ei kuitenkaan tyytynyt prismaan, vaan onnistui kehittämään käyttökelpoisen valon aallonpituudet erottelevan hilan vuonna 1821. Hila ei kuitenkaan ollut varsinaisesti Fraunhoferin keksintö, sillä senkin perusperiaate tunnettiin jo varhemmin[2]. Fraunhofer onnistui havaitsemaan Siriuksen ja muutaman muun kirkkaan tähden spektrin ja totesi niiden poikkeavan Auringon spektristä.  Hilasta muodostuikin tähtitieteen perustyökalu ja uuden tutkimusalan, spektrokopian, peruspilari.

Sähkömagneettinen säteily emittoituu kun atomin elektronit siirtyvät suuremmalta energiatasolta pienemmälle. Vapautunut energia poistuu fotonina, jonka aallonpituus vastaa vapautuneen energian määrää. Jokaisella alkuaineella on elektronikuorillaan määrätyt energiatasot, joten niillä on myös useita erilaisia aallonpituuksia joita ne voivat emittoida (säteillä).

Jokainen aine siis säteilee sille tyypillisillä aallonpituuksilla ja aallonpituuksien suhteellinen osuus määräytyy säteilevän aineen lämpötilasta. Aineen emissio näkyy spektroskoopissa vaaleina viivoina ja valosäteilevän aine voidaan tunnistaa näiden viivojen aallonpituuksista.

Kontinuumspektri.
Auringon säteilemä valo muodostuu kuitenkin hyvin laaja-alaisesti fotosfäärissä ja sen spektristä emissioviivoja on äärimmäisen vaikea havaita. Tällöin puhutaan kontinuumispekristä ja sen perimmäinen syy on emission[3] lähteen, plasman, jatkuva ”kiehuva” liike ja voimakkaiden magneettikenttien olemassa olo. Asiaan vaikuttaa Dopler-ilmio, eli emissioviivojen siirtyminen spektrissä sen mukaan muhin suuntaan aine havaitsijan suhteen liikkuu. Jos aineen liike on havaitsijaa kohti, spektriviivojen aallonpituus lyhenee ja jos liike on poispäin, aallonpituus pitenee. Tällöin puhutaan sini- ja punasiirtymästä. Auringossa tapahtuu kaiken aikaa molemman suuntaista liikettä, joten siirtymiset ovat molempiin suuntiin. 

Magneettikentät leventävät spektriviivoja. Tällöin puhutaan Zeemannin[6] ilmiöstä. Yhdessä nämä ilmiöt sekoittavat spektriviivat toisiinsa, jolloin näemme kontinuumispektrin ja josta yksittäisiä viivoja on vaikea ellei aivan mahdotonta erottaa toisistaan.


Vedyn spektri.
Kuva Wikimedia Commons.
Fraunfoferin havaitsemat tummat spektriviivat syntyvät hieman toisella tapaa, vaikka ovat aallonpituudeltaan samoja kuin emissiospektrissä. Tummat viivat ovat absorption[3] aikaansaamia siten, että fotosfäärin yläpuolella oleva kaasukerros imee itseensä kontinuumspektristä kunkin aineen sille tyypillisiä aallonpituuksia. Kun fotosfäärin plasmassa on samoja aineita kuin Auringossa yleensäkin, absorptioviivat muodostuvat vetyyn, heliumiin ja (vähäisistä määristä) muihin aineisiin imeytyneistä aallonpituuksista. Heliumin spektriviivat tunnistettiin[4]  Auringon spektristä ennen kuin ainetta oli löydetty maapallolta[5].



Huomautukset

[1] Prisman valoa taittava ominaisuus oli tunnettu jo huomattavasta aikaisemmin. Isaac Newton oli käyttänyt sitä tutkimuksissaan vuonna 1666.

[2] Hilan keksijänä pidetään skotlantilaista matemaatikkoa James Gregoryä, joka havaitsi linnun siipisulasta heijastuneen valon jakaantuneen spektrin väreihin vuonna 1667. Ensimmäisen hilan valmisti yhdysvaltalainen astronomi David Rittehouse vuonna 1785.

[3] emissio on valosäteilyä ja absorptio on valon imeytymistä.
Heliumin spektri.
Kuva Wikimedia Commons.

[4] Auringon heliumin havaitsivat Pierre Janssen, Joseph Locker ja Edward Frankland vuonna 1868.

[5] Maapallolta helium löytyi Dexterissä (Kansas, USA) maaperäkairausten yhteydessä kaasutaskusta purkautuneesta kaasusta otetusta näytteestä, josta peräti 1,8 % oli aikaisemmin tunnistamatonta kaasua. Se osoittautui samaksi aineeksi josta oli saatu spektriviivat Auringon spektristä. Löydön tekivät Halmiton Cady ja David McFarland vuonna 1903.


keskiviikko 16. lokakuuta 2013

Avaruuden vapaat vaeltajat

Ensimmäinen vapaa vaeltava planetta on
punainen piste tässä Pan-STARRS-
kaukoputkella otetussa kuvassa.
Kuva  N. Metcalfe & Pan-STARRS 1
Science Consortium
Muutama päivä sitten uutisoitiin näyttävästi avaruudesta havaitusta planeetasta (PSO J318.5-22), joka ei kierrä minkään tähden kiertoradalla vaan vaeltaa vapaasti tähtienvälisessä avaruudessa. Löytöä pidetään merkittävän, sillä aikaisemmin vastaavaa planeetan kokoista kappaletta ei ole havaittu.

Toistaiseksi tiedämme itse planeetasta hyvin vähän. Se sijaitsee noin 80 valovuoden etäisyydellä meistä Kaurinn tähdistössä ja on osa Beeta Pictoris tähden tähtiryhmää. Planeetan iäksi ilmoitettiin 12 miljoonaa vuotta, joka on myös Beeta Pictoriksen ikä. Mielenkiintoista on, että Beeta Pictoriksen kiertoradalla on myös löydetty eksoplaneetta, mutta avaruudessa vapaasti vaeltavan planeetan syntytapa on pikemminkin tähden syntyä muistuttava kuin tähteä kiertävälle radalle syntyvän planeetan.

Havainto tehtiin Havaijin Maui-saarella sijaitsevalla Pan-STARRS 1 laajakenttäisellä kaukoputkella. Havainto on varmistettu muillakin Havajilla olevilla kaukoputkilla kuten NASA Infrared Telescope Facility, Gemini North Telescope, ja Canada-France-Hawaii Telescope. 

Tähtienvälisessä avaruudessa vapaasti vaeltavien planeettojen löytäminen on tullut mahdolliseksi vasta näinä vuosina, sillä ne eivät juuri emittoi näkyvää valoa. Kyseinen planeetta on noin kuuden Jupiterin massainen ja se säteilee suurimmalla intensiteetillään pitkäaaltoisen infrapunaisen valon aallonpituudella. Tämä tekee planeetan havaitsemisen erittäin vaikean etenkin maanpinnalla[1] olevista observatorioista. Löytö ei jää varmastikaan ainoaksi, sillä tähtien kaltaisesta syntytavasta johtuen niitä pitäisi olla hyvin paljon etenkin nuorissa tähtijoukoissa.

Nykyisen käsityksen mukaan tähdet syntyvät suuremmissa tai pienemmissä joukoissa avaruudessa olevien pöly- ja kaasupilvien alkaessa luhistua. Luhistuminen ei ala vain yhdessä paikassa vaan tiivistymisytimiä syntyy pilvien koosta riippuen hyvin paljon. Tiivistymisytimien keskinäisistä etäisyyksistä ja määristä riippuen syntyvät tähdet ovat eri massaisia; osa suurempia ja osa pienempiä.

Suurimassaisten tähtien kehitys on nopeampaa kuin pienien. Niinpä ne aloittavat energian tuotannon aikaisemmin kuin pienimassaiset kumppaninsa. Tällä on omat seurauksena koko tähtien syntyalueeseen etenkin, jos se on hyvin tiivis. Uudet kirkkaat tähdet säteilevät voimakkaasti erityisesti uv-valon aallonpituuksilla. Valon paine puhaltaa tiivistymisalueen kaasut ja pölyt kauemmaksi avaruuteen ja pienempien tähtien muodostuminen pysähtyy.

Tähtijoukossa on paljon enemmän pienimassaisia prototähtiä ja vielä pienempiä ruskeiksi kääpiöiksi jääviä tähtiä kuin kirkkaasti säteileviä jättiläisiä. Kaikkein pienimmät ovat varmasti vain planeettojen kokoluokkaa olevia kappaleita. Ei ole vaikea kuvitella, että kun tähtien syntyalueen kaasu ja pöly poistuvat, jäljelle jäävistä kappaleista kaikkein pienimpiä on suurin osa.  Näin ollen tähtienvälisessä avaruudessa vapaasti vaeltavien eksoplaneettojen määrä pitäisi olla moninkertainen tähtien lukumäärään nähden.

On ehkä hieman liioiteltua kuvata vapaita vaeltajia oikeasti ”vapaiksi”. Todellisuudessa ne ovat sidoksissa gravitaation vaikutuksesta omaan tähtijoukkoonsa samalla tavalla kuin kaikki tähdet ovat. Pallomaiset[2] tähtijoukot ovat hyvin vanhoja ja siitä huolimatta niistä karkaa yksittäisiä tähtiä suhteellisesti hyvin vähän. Avonaiset tähtijoukot sen sijaan hajoavat hiljalleen, mutta sekin on hyvin maltillista. Esimerkiksi Seulasten avonainen joukko on iältään noin 100 miljoona vuotta ja silti se on vielä hyvin tunnistettavissa yhtenäiseksi tähtijoukoksi. Joukko pysyttelee yhdessä vielä noin 150 miljoonaa vuotta.

Vapaita vaeltajia pitää etsiä juuri nuorista tähtijoukoista, koska silloin Jupiterin kokoluokkaa olevien planeettojen säteilemä infrapunainen valo on voimakkaimmillaan. Kappaleiden ikääntyessä niiden luhistuminen ja lämpöenergian vapautuminen hidastuu ja havaitseminen vaikeutuu. Ei tarvitse olla kummoinenkaan ennustaja kun osaa ennakoida lähitulevaisuudessa löytyneiden vapaiden vaeltajien määrän huiman kasvun.


Huomautus

[1] Infrapunainen säteily imeytyy sitä tehokkaammin ilmakehän vesihöyryyn mitä pitemmästä aallonpituudesta on kysymys. Tästä syystä maanpinnalla olevilla observatorioilla voidaan havaita vain lähi-infrapunaisen aallonpituuksia ja vain korkealle vuoristoihin sijoitetuista observatorioista. Infrapunahavaintoihin perustuva tähtitiede on tullut mahdolliseksi vasta nykyaikana.

Tämän vuosikymmenen loppupuolella avaruuteen laukaistava James Webb avaruusteleskooppi (JWST) tekee havaintoja pelkästään infrapunaisilla aallonpituuksilla, joista kaukoinfran aallonpituudet alkavat olla jo hyvin lähellä mikroaaltojen aallonpituutta.

[2] Vanhat pallomaiset tähtijoukot sijaitsevat suurimmaksi osaksi Linnunradan halossa, kun taas tähtiensyntymisalueet (ja uudet tähtijoukot) sijaitsevat Linnunradan spiraalihaaroissa, joissa tähtitiheys on suurin. Tunnetuin ja samalla meitä lähin oleva tähtiensyntymisalue on Orionin suuri kaasusumu, joka sijaitsee noin 1500 valovuoden etäisyydellä. Sumusta on löydetty tähtien ympäriltä protoplanetaarisia kiekkoja, joista syntyy planeettoja. Nuorimmat tähdet tällä alueella arvioidaan olevan vain noin 300 000 vuotta vanhoja.




perjantai 11. lokakuuta 2013

Loistelias tähtikartasto aloittelevalle harrastajalle

Karttakeskuksen tähtikartasto.
Kuva © Karttakeskus.

Karttakeskus on julkaissut tähtikartaston, jonka on saanut nimekseen ”Karttakeskuksen tähtikartasto”.  Kartastossa ei kerrota mikä on ollut alkuperäinen nimi. Pikaisen googletuksen jälkeen selviää, että se on saksalaisen kustantajan Oculum-Verlag GmbH julkaisema Orientierung am Nachthimmel -kirjasarja. Vuosikirjaksi sitä ei kuitenkaan voi nimetä, sillä siinä esitetään Kuun ja planeettojen paikkatietoja neljälle vuodelle. Niin myös Karttakeskuksen tähtikartastossa tiedot ovat vuosille 2013–2016. Kartaston tekijä on Stephan Schuring, ja sen on suomentanut Eeva Mäkelä.

Kartaston aluksi luonnollisesti kerrotaan miten sitä käytetään. Tiedot ovat tarpeellisia myös kokeneemmalle tähtiharrastajalle, sillä aivan itsestään selviä karttojen käyttö ei ole. Kartastossa kerrotaan myös sellaisia yksityiskohtia kuten Ilmansuunnat ja Maan pyöriminen, Auringonkierto ja vuodenajat, Keskiyön aurinko ja kaamos, Kuunkierto ja Kuun vaiheet jne. vain muutamia mainitakseni.

Varsinaisen kartaston muodostavat neljä vuodenaikaista koko taivaan karttaa ja kuukausittaiset kartat. Vuodenaikaisissa kartoissa on opastettu myös tähtitaivaalla suunnistamista. Neuvot ovatkin tarpeen, sillä aloittelevalle tähtiharrastajalle juuri tähdistöjen löytäminen ja tunnistaminen on kynnyskysymys. Näissä kartoissa ei ole merkitty planeettojen paikkoja, mutta ne löytyvät kuukausikartoista. Niistä kuitenkin puuttuvat touko–heinäkuun kartat, sillä valoisa kesä ei Suomessa tähtitaivaan näkymistä mahdollista.

Kuukausikartat käsittävät eteläisen ja pohjoisen taivaanosan 60° leveys- ja 25° pituuspiirillä kello 21 talvi- ja kello 22 kesäaikaan. Koko Suomea ajatellen valinta on hieman liian etelässä, mutta suurimmat erot syntyvät kuitenkin vain lähellä horisonttia olevissa kohteissa. Maan pohjoisosassa näkyy etelässä hieman vähemmän ja vastaavasti pohjoisessa hieman enemmän tähtitaivasta. Läheltä horisonttia kuitenkin vain harvoin tehdään havaintoja, joten pienillä eroilla ei ole merkitystä. Toisaalta kustantaja (Karttakeskus) olisi voinut tilata kartata 65° leveyspiirin mukaan piirrettynä, jolloin ero kartan ja todellisuuden kanssa olisi ollut vielä vähäisempi koko Suomea ajatellen.

Kaksi näkymää
Karttakeskuksen tähtikartastosta.
Kuva © Karttakeskus.
Kartasto on suunniteltu siis iltataivaalta tehdyille havainnoille. Muina aikoina kartastoa voi toki käyttää ja sitä varten karttasivuilta löytyy kello ja kuukausikehät, joihin on merkitty muita ajankohtia kuin jo mainitut kellonajat 21 ja 22.

Vaikka planeetat on merkitty joihin karttoihin vuoden siirtymistä vastaavina janoina, niiden avulla on hieman vaikea hahmottaa esimerkiksi sitä, milloin ne ovat näkyvissä. Toki se kartta, johon planeettojen reitti on merkitty, auttaa asiassa mutta muina aikoina se voi jäädä hämäräksi. Esimerkiksi tämän vuoden syyskuussa Jupiter ei näkynyt iltataivaalla. Se oli kuitenkin sen verran korkealla pohjoisella pallonpuoliskolla, että johonkin aikaan vuorokaudesta se olisi ollut varmasti näkyvissä. Ohjetta juuri tästä ei kartastosta löydy.

Ohje olisi kuitenkin olut hyvin yksinkertainen. Etsitään karttalehti johon Jupiter on merkitty. Karttalehden tulisi mieluusti olla samalta kaudelta, siis syksyn ajalta. Tällainen karttalehti on numero 12 eli joulukuun kartta. Vasemmalla ylänurkassa on kalenterikiekko ja siitä löytyy tieto, että tähtitaivas on syyskuussa kello 3 kartan osoittamassa asennossa ja Jupiter kutakuinkin idässä noin 26° korkeudella.

Karttakeskuksen tähtikartasto on suunniteltu käytettäväksi ulkona tähtitaivaan alla. Näin ainakin voisi olettaa, sillä sen sivut ovat paksua kartonkia ja ne on laminoitu (tai lakattu) ainakin kosteuden kestäväksi. Sen koottu A4 kokoiseksi kirjaksi kierreselkäisenä, joten yksittäisen karttalehden esille ottaminen on helppoa.  Karttalehdillä ei ole kovinkaan runsaasti tähtiä, himmeimmät tähdet ovat luokkaa 4 magnitudia. Tämä tarkoittaa sitä, että kartoissa näkyvät tähdet ovat taivaalla näkyvissä viimeistään noin tunti – puolitoista auringonlaskun jälkeen. Tämä aika onkin parasta tähtitaivaan opiskeluaikaa.

Kartastossa on tähtien kirkkaudet esitetty tavanomaiseen tapaan kirkkautta kuvaavalla täplän suuruudella: mitä suurempi täplä sitä kirkkaampi tähti. Koodistoa ei kuitenkaan ole kerrottu missään kohtaa kartastoa ja se ei ole itsestään selvää aloittelijoille. On tietysti kustannuskysymys kuinka monta sivua kartastoon voidaan ottaa mukaan ja onko esimerkiksi alkuteoksessa niitä ollut, mutta kartaston käyttäjää ajatellen ne olisivat olleet tarpeellisia.

Kenttäkelpoiseksi tähtikartastoksi sen hankintahinta on suhteellisen edullinen (kirjakaupassa 24.90 €) ottaen huomioon sen neljän vuoden käyttöajan. Jos se selviää maastoretkiltä pitempään, tähtitaivas ei muuksi muutu kuin Kuun ja planeettojen osalta, joten kartastolla on pitempiaikaistakin käyttöä. Liittymällä Karttakeskuksen karttaklubiin (maksuton) tähtikartaston voi hankkia hintaan 19.90 €, tosin siihen luultavasti lisätään postikulut.

Karttakeskuksen tähtikartastoa voin hyvällä syyllä suositella kaikille tähtiharrastajille, ei vain aloittelijoille. Sen loisteliaat ja erittäin selkeät kartat auttavat tunnistamaan tähdistöt. Suurin hyöty kartastosta on varmasti tähtiharrastusta aloitteleville ja alkeiskursseilla oppikirjana.

Juno suojatilaan ohilennon aikana

Ohilento Intian valtemeren yli.
Kuva ESA.

Nasan Juno-luotain ohitti suunnitellusti maapallon myöhään  keskiviikkoiltana Suomen aikaa. Ohitus tapahtui Intian valtameren yläpuolella noin 561 km korkeudella. Ohilennon aikana Juno joutui kuitenkin suojatilaan siinä vaiheessa hieman ennen kuin se tuli ESAn Perth’issä sijaitsevan maa-aseman horisontin yläpuolelle.

Suojatila ei sinällään ole mikään katastrofi, vaan nimenomaan luotaimen tietokoneen määrittelemän tila, jossa se ja havaintolaitteet sietävät vikojen esiintymistä. Suojatilan aikana tietokone lähettää signaalia alentuneella datanopeudella, mutta tietokone silti pysyy toiminnassa. 

Toistaiseksi syytä suojatilaan siirtymiselle ei ole ilmoitettu. Vaihtoehtoa on kuitenkin useita alkaen kosmisen säteilyn aiheuttamasta väliaikaisesta häiriöstä päätyen laitevikaan. Suojatilaan siirtyminen on voinut tapahtua myös ohjelmistovirheestä. Laitevikaa lukuun ottamatta vian korjaaminen pitäisi onnistua suhteellisen helposti.

Suojatilaan siirtymisen jälkeen luotaimen elektroniset laitteet tarkistetaan ennalta suunnitellun tarkistusohjelman mukaisesti. Jos kaikki laitteet toimivat, suojatilasta palataan normaaliin toimintaan tarkistusohjelman suorittamisen jälkeen. Avaruudessa olevat satelliitti ja luotaimet päätyvät suojatilaan huomattavan usein, joten sitä on pidettävä aivan normaalina toimintana.

Juno teki ohilentonsa aikana runsaasti mittauksia ja otti valokuvia maapallon lähiavaruudesta. Ensimmäiset kuvat ja datatiedostot pitäisi olla tätä kirjoitettaessa (perjantaiaamuna) radioituna Maahan. Milloin kuvia sitten julkaistaan, riippuu siitä kuinka paljon USA:n julkisen sektorin sulkeminen toimintoja haitta. Ainakin Nasa on suljettuna.
Aivan ilman kuvia ei meidän tarvitse olla, sillä Paul Cox niminen harrastaja onnistui Kanarian saarilla olevalla etäohjattavalla kaukoputkella valokuvaamaan himmeän luotaimen. Hän julkaisi kuvista tehdyn videon netissä. Se löytyy osoitte1sta


joista jälkimmäinen on tiedostokooltaan pienempi. Videossa näkyy luotaimen liike tähtitaivaalla.

keskiviikko 9. lokakuuta 2013

ESA etsii kosmista anomaliaa



Taiteilijan näkemys Junon
ohilennosta. Kuva ESA.
Tänään kello 22.21 Suomen aikaa Jupiteriin matkalla oleva Juno-luotain singahtaa maapallon ohi noin 561 km korkeudelta. Ohilennon tarkoituksena on lisätä luotaimen matkavauhtia maapallon luovuttaman energian avulla. Lisävauhdin ansiosta Juno pääsee perille Jupiterin järjestelmään vuonna 2016.

Linkoratamenetelmää on käytetty usein planeettakuntaan suunnattujen luotainten matkan vauhdittamiseen, tai hidastamiseen jos on tarkoitus matkustaa Venukseen tai Merkuriukseen. Sopivalla ratajärjestelyllä Maan ja luotaimen välillä tapahtuu energiansiirtoa ja näin säästetään polttoaineessa merkittävästi ja se voidaan käyttää hyväksi lisäämällä luotaimiin havaintoinstrumentteja. Kustannuksena on sitten lisääntynyt matka-aika, mutta se ei välttämättä ole kovinkaan suuri uhraus, sillä laitteistoja voidaan testata ohilentojen aikana.

Junon rata vie sen Intian valtameren
yli vain 561 km korkeudelta.
Kuva ESA.
Ohilentoihin liittyy silloin tällöin esiintyvä ilmiö, josta raketti-insinöörit ovat ihmeissään. Ohilentävä luotain on saanut joko hieman liika tai liian vähän matkavauhtia. Erot laskettuun vauhdin muutokseen eivät ole olleet suuren suuria, vain muutama millimetri per sekunti, mutta muutos on ennakoimaton; joskus se esiintyy ja joskus taas ei.

ESA havaitsi anomalian esiintymisen vuonna 2005 kun komeettaluotain Rosetta ohitti Maan. Sen sijaan seuraavilla ohituskerroilla vuosina 2007 ja 2011 ilmiötä ei havaittu. Nasa havaitsi anomalian Jupiter-luotaimen matkavauhdin muutoksessa vuonna 1990. Vauhti lisääntyi 3,9 mm/s enemmän kuin olisi pitänyt.

Suurin todettu anomalia on 13,0 mm/s Nasan NEAR -luotaimen ohilennolla tammikuussa 1998, kun taas Cassini ohilennolla vuonna 1999 ja Messenger-luotaimen ohilennolla vuonna 2005 anomaliaa ei havaittu lainkaan. Insinöörit ovat syystäkin ihmeissään.

Junon ohilentoa seurataan ESAn maa-asemilla 35 m antenneilla Malarüe’ssa (Argentiinassa) ja 15 m antennilla Perth’issä (Australia) alkaen kello 19 Suomen aikaa. Asemat tallentavat luotaimen lähettämää radiosignaalia, jossa tapahtuvat taajuuden muutokset kertovat luotaimen ja asemien välisen keskinäisen nopeudenmuutoksista. Tarkalla analyysillä voidaan jäljittää mahdollisen matkavauhdin anomalia ennakoituun verrattuna.

Tehtävä ei välttämättä ole kovinkaan helppo, sillä Malarüen maa-asema on suunniteltu seuraamaan etäällä olevia ja hitaalla kulmanopeudella eteneviä luotaimia. Juno sujahtaa Maan ohi läheltä ja suurella nopeudella ja maa-asemilla se näkyy luotaimen liikkeen suurena kulmanopeutena. Näin ollen luotaimen luotettava seuraaminen on erittäin haastava tehtävä.

Malarüen 35 m seuranta-antenni. Kuva ESA.

Planck-observatorio suljetaan

Taiteilijän näkemys Planckista.
Kuva ESA.

Euroopan avaruusjärjestö (ESA) on päättänyt sulkea LaGrangen pisteen L2 halo rataa kiertäneen Planck-observatorion. Observatorion tehtävänä on ollut kartoittaa kosmisista mikroaaltotaustasäteilyä (CMB)[3] .

Käytöstä poistaminen vie hieman aikaa, sillä siinä on useita eri vaiheita. Ensimmäinen operaatio tapahtuu tänään käyttämällä observatorion rakettimoottoreita. Poltto antaa Planckille lisävauhtia ja se poistuu haloradaltaan Aurinkoa kiertävälle radalle. Toinen rakettimoottoreiden käyttö on suunniteltu tapahtuvaksi 21. päivänä, jolloin rakettimoottoreita käytetään niin pitkään, että kaikki jäljellä oleva polttoaine tulee käytetyksi loppuun. Tällä pyritään varmistamaan se, että polttoainesäiliöt eivät räjähdä tulevaisuudessa.

Viimeinen kontakti observatorioon tehdään 23. päivänä tätä kuuta, jolloin tehdään ohjelmiston muutos siten, että se ei aktivoidu milloinkaan lopullisen sulkemisen jälkeen. Viimeisimpinä tehtävinä on radiolähettimen sulkeminen ja akkujen irtikytkeminen. Näillä tehtävillä varmistetaan, että observatorio jatkaa Aurinkoa kiertävällä radalla. Seuraavan kerran observatorio lähestyy maapalloa noin 13–14 vuoden kuluttua, jolloin etäisyyttä on lähimmillään noin 10 miljoonaa kilometriä.

CMB-kartta. Kuva ESA.
Planck on kartoittanut kosmista suuritaajuista mikroaaltotaustasäteilyä viisi kertaa ennen kuin havaintoinstrumentin jäähdytykseen käytetty nestemäinen helium loppui tammikuussa 2012. Sen jälkeen observatorio on käyttänyt vielä toiminnassa ollutta matalataajuista CMB-skanneria, jolla se ehti tehdä kartoituksen vielä kolme lisäkertaa. Matalataajuista karttaa käytetään poistamaan pääasiassa Linnunradan aiheuttamat säteilykuviot CMB-kartasta (se on siis eräänlainen tähtivalokuvaajien käyttämä flat-kuva). Ensimmäiset valmiit tutkimustulokset saataneen vuonna 2014.

Erityisen mielenkiintoinen tutkimuskohde on CMB-säteilyn B-mode. Se on alkuräjähdyksen aikaisen inflaation päättymisen aikaan[1] lähtenyttä valoa, jonka on polaroitunut spiraalimaisesti. Jos sitä on pystytty havaitsemaan ja se voidaan löytää tallennetusta datasta, se on varmasti maailmankaikkeuden kaikkein varhaisinta informaatiota mitä milloinkaan pystytään havaitsemaan. On sanomattakin selvää, että sen havaitseminen ja tutkiminen veisi kosmologisen tutkimuksen aivan uudelle tasolle ja olisi myös Nobel-palkinnon arvoinen löytö.

Planckin kokoamasta datasta on pystytty jo tähän mennessä tuottamaan uuta tietoa, mm:
  •  4,9 % maailmankaikkeuden kokonaisenergiasta on meidän tuntemaamme näkyvää ainetta
  • 26,8 % on pimeää ainetta
  • 68,3 % on pimeää energiaa, jonka ajatellaan olevan maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen aiheuttaja. Pimeän energian määrä on hiveneen pienempi kuin mitä aikaisemmin arvioitiin sen olevan.
  •  Hubblen vakiona tunnettu maailmankaikkeuden laajenemista kuvaava kerroin on 67,2 km/s/Mpc[2]
  • Alkuräjähdys on tapahtunut 13,82 miljardia vuotta sitten.


Huomautus

[1] maailmankaikkeuden ollessa 10–35 sekunnin ikäinen.

[2] Mpc on megaparsek ja yksi parsec on 3,26 valovuotta.

[3] Kosminen mikroaaltotaustasäteily syntyi noin 380 000 vuoden ikäisessä maailmankaikkeudessa kun sen lämpötilaa laajenemisen vaikutuksesta oli laskenut noin 3000 K. Tällöin elektronit pystyivät sitoutumaan atomiytimien orbitaaleille, jolloin fotonit pääsivät etenemään neutraloituneen kaasusta riippumatta. Nykyisin tämä CMB näkyy meille noin 2,7 K lämpötilaisena mikroaaltosäteilynä.

Rekombinaatio ei tapahtunut kaikkialla täysin samanaikaisesti vaan maailmankaikkeuden eri alueilla hivenen eri aikaan, johtuen aineen vähäisistä tiheyseroista. Tiheyserot puolestaan johtuivat vielä varhaisemman (alle 1 sekunnin ikäisen) maailmankaikkeuden kvantti-ilmiöistä. Tästä syystä CMB-kartassa on nähtävissä pieniä lämpötilaeroja. Lämpötilaerot kuvastavat nykyisen havaittavissa olevan maailmankaikkeuden rakennetta.

tiistai 8. lokakuuta 2013

Nobel-palkinto Higgsin hiukkasen löytäjille

Peter Higgs.
Kuva Wikimedia Commons.

Tämän vuoden Nobel-palkinto on myönnetty brittiläiselle emeritusprofessori Peter Higgs’ille (s. 1929) (Edinburghin yliopisto) ja belgialaiselle emeritusprofessori Francois Englert’ille (s. 1932) (Brysselin vapaa yliopisto) aineen massan aiheuttavan Higgsin kentän teoreettisesta tutkimisesta ja ”löytämisestä” vuonna 1964. 

Kahdestaan nämä herrat eivät työtä tehneet, sillä mukana oli koko joukko muitakin tutkijoita: Englertin tutkijaparina oli Robert Broutin ja kolmantena tutkimusryhmänä olivat Gerald Guralniki, Carl Rirchaerd Hagenin ja Tom Kibblen. Peter Higgs teoreettisena fyysikkona työskenteli yksin.

Teoria tunnetaan Higgsin teoriana ja se täydentää standardimallin hiukkasteoriaa. Standardimalli ei selitä aineen massan olemassa oloa. Higgsin ja Englertin teoriat kuitenkin selittävät, sillä niiden mukaan aineen massan aiheuttaa hiukkasten vuorovaikutus kaikkeuden täyttävän Higgsin kentän kanssa; massiivisten hiukkasten vuorovaikutus on voimakasta ja keveiden hiukkasten lähes olematonta.

Tässä vaiheessa joku saattaa kysyä, että mikä se Higgsin bosoni sitten on jos massa
Francois Englert. 
Kuva Wikimedia Commons.
aiheutuu Higgsin kentästä? Higgsin hiukkanen tai tarkemmin bosoni (H0) on Higgsin kentän ja massallisten hiukkasten välillä tapahtuvan vuorovaikutuksen välittäjähiukkanen eli mittabosoni. Muita tunnettuja bosoneita ovat gluoni (vahva vuorovaikutus), W- ja Z-bosonit (heikko vuorovaikutus) ja fotoni (sähkömagneettinen vuorovaikutus).

Higgsin hiukkasen löytyminen viimevuonna (4.7.2012) CERNin Large Hadron Collider -hiukkaskiihdyttimen ATLAS- ja CMS-hiukkasilmaisimilla oli ratkaiseva askel niin itse Higgsin hiukkasen ja etenkin siihen liittyvän Higgsin kentän olemassa tieteellisessä osoittamisessa. Ennen löytöä hiukkasen olemassa oloa oli sekä tuettu mutta myös vastustettu laajoissa tutkijapiireissä, joten aivan päivän selvää niin teorian vahvistuminen kuin hiukkasen löytyminen ei ollut.

Higgsin kenttä on ominaisuuksiltaan poikkeava muihin kenttiin (esimerkiksi sähkökenttään) nähden. Ilmiö tunnetaan Higgsin mekanismina. Kentät asettuvat energiatilaltaan alhaisimpaan tilaan ns. fysikaalisessa vakuumissa[1]. Näin esimerkiksi sähkökentän energiatila on nolla. Higgsin kentän vakuumitila poikkeaa kuitenkin nollasta (vaikka onkin energiatilaltaan matalin), joten kenttä ei häviä koskaan.

Higgsin hiukkanen saadaan realliseksi hiukkaseksi vain hyvin suurienergisissä törmäyksissä, sillä sen massa (=energia) peräti 125–127 GeV/c2. Viime maaliskuun 14.päivänä Cernissä pidettiin lehdistötilaisuus, jossa tutkimustulokset virallisesti julkaistiin. Toki löytö oli odotettu ja toivottu ja erilaisia huhuja ennen tiedotustilaisuutta liikkui tutkijapiireissä. Löytöä oli liian vaikea pitää salassa kovinkaan pitkää aikaa.

Huomautus

[1] Vakuumi on tila, jossa ei ole sen paremmin alkeishiukkasia(=massaa), mittabosoneita, sähkövarauksia ja siinä olevien kenttien energiatilat ovat arvoltaan mahdollisimman alhaisia (=nolla). Tällaista olotilaa ei käytännössä pystytä valmistamaan mutta teoreettisesti sellainen voisi kyllä esiintyä spontaanisti, jolloin se laajenisi valonnopeudella. 

Vakuumin spontaani ilmaantuminen on ehkä mahdollista vasta hyvin kaukaisessa tulevaisuudessa maailmankaikkeuden ikuisena jatkuvan laajenemisen saavutettua tietty tila, ehkä noin 10100 vuoden kuluttua. Tässä ollaan kuitenkin hyvin pitkälti spekulaatioiden varassa. Vakuumi ja siihen liittyvä väärä vakuumi sisältyvät kvanttikenttäteoriaan.




maanantai 7. lokakuuta 2013

Komeetta ISON on vihreä


Kuvan komeetasta nappasi Hubble.
Se on otettu mustavalkoisena ja
värjätty kuvankäsittelyssä.
Kuva Nasa/HST.
Jännityksellä seuraamamme komeetta C/2012 S1 (ISON) näyttää olevan väriltään vihreä. Väri on seurausta lähinnä kahdesta valoa emittoivasta kaasusta: syaanista (CN) ja kaksiatomisesta hiilestä (C2). Komeetta on vielä liian himmeä näkyäkseen paljain silmin, arvioitu kirkkaus tällä hetkellä on noin 11m vaikka hajontaa havainnoissa on vielä runsaasti.

Tuoreet havainnot ovat varmistamassa, että ensihavaintojen perusteella tehdyt kirkkausarviot olivat liian optimistisia 1–2 kirkkausluokkaa (magnitudia). Sen sijaan perihelin aikainen kirkkaus näyttäisi kasvaneen ainakin jonkin verran, saavuttaen maksimissaan noin –11m. Jos tämä toteutuu, niin silloin komeetta olisi helposti nähtävissä päiväaikana vaikka kirkas auringonkilo häikäisee. Tämä kuitenkin on hyvin paljon kiinni siitä, millainen havaintopaikan säätila ja ilmakehän olosuhteet ovat. Utuinen tai yläpilvinen sää hukuttaa taakseen helposti koman, mutta täysin kirkas ja kuulas sää tuo komeetan näkyviin.

Perihelipäivä 28.11.

Päivän aamuna kaikki komeettabongarit odottavat näkevänsä erityisen hienon komeetan nousevan horisontista hieman ennen kello 9 (Tampereen horisontin mukaan). Jos komeetan pyrstö on kehittynyt hyvin ja on kirkas, se voi nousta horisontista tunteja ennen koman nousua. Onko itse pyrstö riittävän kirkas näkyäkseen, onkin sitten jo kokonaan toinen juttu sillä horisontti on ennen auringonnousua hyvin kirkas. Joka tapauksessa kello 7.30 aikoihin pyrstö suuntautuu noin 45° kulmassa komeetasta vasemmalle kohti kappa Ophicus -tähteä Käärmeenkantajassa.

Tuntia myöhemmin komeetta ja Aurinko ovat vielä horisontin alapuolella ja taivas liian valoisa pyrstön näkymiselle. Kello 9 aikaan komeetta on juuri ja juuri horisontin yläpuolella ja Aurinko vielä horisontin alapuolella. Tällöin komeetan koman pitäisi näkyä selvästi. Jos pyrstöä on näkyvissä, niin se kohoaa horisontista vasemmalle kallistuen.

Kuinka komeetta näkyy ensimmäisten aamun tuntien jälkeen, kaikki on kiinni itse komeetan kehityksestä. Jos koma pysyttelee kirkkaana, havaitsemisen päivän aikana voi olla helppoa. Jos taas kirkkaus putoaa hyvin nopeasti, komeetan näkyminen ei ole lainkaan varmaa.

Marraskuun 28.päivän ilta palauttaa komeetan näkyville auringonlaskun (kello 15.15) jälkeen. Jos komeetta on noudattelee ennustettua kirkkautta, sen pitäisi tulla näkyville viimeistään noin puoli tuntia auringonlaskun jälkeen.  Komeetta on tällöin vain alle puolen asteen korkeudessa ja pyrstö suuntautuu ylös oikealle lounaisessa horisontissa. Kovin pitkään komeetta ei kuitenkaan pystytä havaitsemaan sillä se painuu horisontin alapuolelle muutamassa minuutissa (kello 15.51).

29.11.

Seuraavana aamuna ennustettu komeetan kirkkaus kertoo olevan sen verran himmeä, että se ei paljain silmin (eikä kaukoputkellakaan) näy kirkkaalta aamutaivaalta. Tosin, ennuste on tässä kohdassa kaikkein epävarmin ja näkyminen riippuu koman kirkkauden kehityksestä. Oma arvaukseni on, että koma on näkyvissä joskin himmeänä.

Iltapäivällä kello 15.48 aikoihin komeetan pitäisi ilmaantua näkyville länsilounaassa noin parin asteen korkeudella.  Komeetta painuu kuitenkin horisonttiin jo kello 16.12, joten kovin pitkään havaintoja siitä ei pystytä vielä tekemään. Kirkkautta komeetalla on ennustettu olevan 0,4m.

30.11.

Komeetta voi yrittää havaita aamutaivaalta. Se kohoaa horisontista kello 7.46 ja on kirkkaudeltaan 1,2m. Tällöin se voi näkyä noin tunnin veran huolimatta kaiken aikaa kirkastuvasta taivaasta.

Iltataivaalle se ilmaantuu kello 15.45 hieman alle neljän asteen korkeuteen läntisessä horisontissa. Komeetan kirkkaus on noin 1,5m ja se laskee horisonttiin noin 40 minuuttia myöhemmin.

1.12.

Komeetta on himmentynyt ja nyt sen kirkkaudeksi arvioidaan 2m. Se on kuitenkin sen verran riittävä, että komeetan nousun horisontin yläpuolelle voi nähdä itä-kaakkoisesta horisontista kello 7.23 aikoihin. Näkyvissä sen pitäisi pysytellä arviolta reilun tunnin verran. Pyrstö kohoaa suoraan ylöspäin.

Iltapäivällä komeetta tulee näkyväksi suunnilleen samoihin aikoihin kuin edellisenä päivänä. Korkeutta on noin viisi astetta ja pyrstö suuntautuu noin 45 asteen kulmassa ylös oikealle. Komeetan kirkkaus on kuitenkin pudonnut jonkin verran (2,2m) joten sään täytyy olla edelleen kirkas ja kuulas.

Kuten monet kerrat olen painottanut, komeetan kirkkauden kehitystä on vaikea arvioida. Erityisen vaikeaa se on auringonhipojille, sillä ne voivat kadota kokonaan perihelin aikana tai jopa ennen sitä. Ne jotka selviävät periheliohituksesta, voivat himmetä nopeasti (kuten tämä ISONin odotetaan tekevän). Toisaalta, komeetan absorboima lämpö voi saada aikaan yllättäviä purkauksia jopa pitkän ajan kuluttua periheliohituksesta. Näin ollen kaikki kirkkausennusteet ovat hyvin spekulatiivisia ja perustuvat oletukseen, että komeetta käyttäytyy kuten komeetat keskimäärin. Niin myös tässä artikkelissa ja blogissa. Jos poikkeamia tapahtuu, toivottavasti ne ovat kirkkaampaan suuntaan.

sunnuntai 6. lokakuuta 2013

Euronews, eurooppalainen taivaskanava

Internetistä on mahdollisuus etsiä ja löytää monenmoisia tietolähteitä. Yksi varteenotettavista on Euroopan avaruusjärjestön tuottamat video-ohjelmat jotka julkaistaan Euronews.com’n ja ESAn sivustoilla. Ohjelmatuotannon keskeinen sisältö on niissä tieteellisissä ja teknillisissä hankkeissa, joissa ESA on mukana tavalla tai toisella. Euronews.com puolestaa tuottaa päivittäisiä uutisia hyvin laaja-alaisesti, joten sieltä varmasti löytyy jokaiselle jotakin.

Euronewsin uutistuotanto tehdään monilla kielillä, ei kuitenkaan suomeksi. Äkkipäätä se voisi tuntua ongelmalta, mutta se voi olla oiva tapa oppia ymmärtämään ja ylläpitää omaa kielitaitoaan. Etenkin ESAn tuottamat ohjelmat ovat hyvin selkeäkielisiä ja helposti ymmärrettäviä ja kuvat puhuivat omaa helposti ymmärrettävää kieltään. 

Tiedeuutisiin on helppo siirtyä vaikkapa Science-kanvan välittämänä


ja meitä tähtiharrastajina kiinnostaa erityisesti ESAn tuotanto. Se löytyy osoitteesta


tai


Muita Euronewsin avaruustutkimukseen liittyviä videoita löytyy osoitteesta


ja


Edellä esitetyt linkit sisältävät enemmän tai vähemmän valikoituja videoita suuresta valikoimasta, joten kaikkien linkkien seuraaminen ei ole tarpeellista. Valitse vain pari mielenkiintoisinta.

Tässä ESAn tuorein (julkaistu 26.9.2013) Maailmankaikkeuden alun tutkimuksesta.



Copyright ESA / Euronews